revista de libros número 166 octubre 10 3

Cualquier persona que ob-serve el cielo de noche seda cuenta de que está lle-no de estrellas. La cuestión

que ha fascinado a la humanidad desdehace más de cinco mil años es qué sonestas estrellas y a qué distancia se en-cuentran de nosotros. La imagen másllamativa del cielo nocturno es la VíaLáctea: esa colección de estrellas queforman una banda luminosa que se ex-tiende en el cielo.Aunque al lector leparezca sorprendente, la respuesta a lapregunta de cómo y por qué se agru-pan las estrellas en el cielo y cuán lejosestán de nosotros sólo se resolvió haceunos cien años.Anteriormente, los as-trónomos se habían preguntado si lasestrellas que vemos en el cielo, todasellas, pertenecen a nuestra galaxia, la VíaLáctea, o si, por el contrario, están enotras galaxias lejanas, los llamados uni-versos islas. Para un astrónomo que tra-bajase antes del inicio del siglo XX, nose contaba con datos suficientes quepudiesen dar una respuesta definitiva aesta pregunta.

Solamente a comienzos del siglo XX

conseguimos saber a ciencia cierta quevivimos en un universo, y no sólo enuna galaxia, y que las estrellas brillan gra-cias a procesos de fusión nuclear: todoello merced a avances espectaculares enlas técnicas de observación en astrofísica.Es curioso que uno pueda, incluso,poneruna fecha precisa a tal descubrimiento.Edwin Hubble, astrónomo norteameri-cano, anuncia, el 1 de enero de 1925, eldescubrimiento de que el universo estáexpandiéndose; decimos anuncia por-que, como veremos después, no fueHubble, sino el astrónomo norteameri-cano Vesto Slipher, quien lo descubrió.

Antes de esa fecha, la humanidadcreía que todo el universo era nuestragalaxia. ¿Cómo hemos pasado de creerque el universo era sólo nuestra galaxia asaber que vivimos en un universo tangrande que podría ser infinito? Hoy endía sabemos que el universo está expan-diéndose,que el material que lo compo-ne, incluidos nosotros mismos, se generóinicialmente en un proceso de produc-ción de energía explosivo y que el futu-ro del universo será,posiblemente,diluir-se en la nada. La historia de estos descu-brimientos es algo que se cuenta, con un

rigor científico exquisito, en dos nuevoslibros: Discovering the Expanding Universe,de Harry Nussbaumer y Lydia Bieri(Cambridge, Cambridge UniversityPress, 2009), y The Day We Found theUniverse, de Marcia Bartusiak (NuevaYork,Pantheon, 2009).

Un tema común en los dos libroses reivindicar el hecho de que los avan-

ces que condujeron al descubrimientode cómo se formó y evolucionó el uni-verso no fueron el esfuerzo aislado deun solo astrónomo, sino un logro con-junto de la comunidad astronómicamundial a comienzos de los años veintedel siglo pasado.Todo esto gracias, enparte, a la disponibilidad de telescopioscon grandes espejos que permitieronexplorar grandes distancias en el cielo.

Hablemos primero acerca de losavances experimentales que permitie-ron la revolución cosmológica hacecien años. Cuando uno mira al cielono tiene información directa que lepermita determinar la distancia a la

cual se encuentran los objetos celestes;todo aparece proyectado en la bóvedaceleste. Uno de los grandes rompeca-bezas en cosmología observacional esencontrar a qué distancia se hallan lasfuentes. Esto puede hacerse de variasmaneras: la más directa es usar el para-laje, es decir, el cambio aparente de po-sición de un objeto cuando el observa-

dor cambia de posición. Este es unfenómeno al que todos estamos acos-tumbrados, ya que es lo que utiliza elcerebro humano para calcular distan-cias. Fíjese el lector, por ejemplo, en unlapicero a la distancia del brazo exten-dido, y mírelo cerrando primero el ojoderecho y luego el izquierdo. El obje-to cambia de posición aparente, pareceque se mueve (paralaje, en griego, sig-nifica alteración). Midiendo el ángulocon que cambia el objeto, y sabiendo ladistancia entre los ojos, es posible de-terminar la distancia respecto al objetorecurriendo a trigonometría básica:cuanto más lejos esté el lapicero, más

pequeño será el ángulo, y viceversa. Loque un astrónomo hace es valerse delhecho de que la Tierra gira alrededordel Sol y, por tanto, sustituye la separa-ción entre los ojos por el tamaño de laórbita de la Tierra, aproximadamente300 millones de kilómetros (16 minu-tos luz). Esta técnica, sin embargo, nopermite ir muy lejos en las escalas cós-micas, ya que se encuentra limitada porel desplazamiento angular más peque-ño que pueda medirse, que correspon-de a la resolución angular del telesco-pio: unas décimas de segundo de arco(repárese en que el tamaño angular dela luna llena en el cielo es de 1.800 se-gundos de arco).

La medición de distancias directasen cosmología vía paralajes, por tanto,sólo permite llegar a distancias del ta-maño de la Vía Láctea, esto es, unoscien mil años luz. Si recordamos que eluniverso visible tiene un radio de unos14 millardos de años luz, nos damoscuenta inmediatamente de que sólopueden medirse distancias en una mi-llonésima parte en porcentaje del radiototal del universo. Hay que utilizarotros métodos más ingeniosos paramedir distancias.

A principios del siglo pasado, la as-trónoma estadounidense HenriettaSwan Leavitt trabajaba en el observato-rio astronómico smithsoniano de Har-vard como «computador humano»,analizando imágenes de telescopio: bá-sicamente, contando estrellas y midien-do su luminosidad. Henrietta descu-brió que había un tipo particular deestrellas variables que exhibían una re-lación muy precisa entre su luminosi-dad intrínseca y el período con el quevariaban: las estrellas cefeidas. Se trata-ba de un descubrimiento monumental,ya que si uno podía medir un paralajede una sola cefeida, contaba ya con una«regleta cósmica»: simplemente mi-

COSMOLOGÍA

RAÚL JIMÉNEZ Y LICIA VERDEPROFESORES ICREA DE INVESTIGACIÓNEN EL INSTITUTO DE CIENCIAS DEL COSMOSDE LA UNIVERSIDAD DE BARCELONA

El descubrimiento del universo en expansión

Sueño. Grete Stern

Harry Nussbaumer y Lydia Bieri

DISCOVERING THE EXPANDING

UNIVERSE

Cambridge University Press,

Cambridge

Marcia Bartusiak

THE DAY WE FOUND THE

UNIVERSE

Pantheon, Nueva York

PI3-10 p03-06 16/9/10 14:00 Página 3

4 octubre 10 número 166 revista de libros

diendo el período de las otras cefeidaspodía determinar su luminosidad y, enconsecuencia, la distancia. Para enten-derlo, resulta útil recordar que si unoconoce la luminosidad de una bombi-lla, digamos 100 vatios, cuán brillante odébil nos parece al ojo sirve para de-terminar su distancia. Pero para estohay que saber su luminosidad, y esto eslo que descubrió Henrietta: una herra-mienta para medir distancias más alláde la Vía Láctea si era posible medir ladistancia aunque fuese de una sola ce-feida. Fue un año después cuando elastrónomo danés Ejnar Hertzsprungconsiguió medir el paralaje a una cefei-da en la Vía Láctea, abriendo así el ca-mino para medir distancias en el uni-verso más allá de nuestra galaxia: hastadonde se vean cefeidas. El subsiguientedescubrimiento realizado por EdwinHubble, al que volveremos más tarde,de cefeidas en la galaxia de Andróme-da –nuestra galaxia vecina más masiva–permitió descubrir que existen más ga-laxias en el universo de las que hay enla Vía Láctea.

En aquel momento, la comunidadastronómica empezó a preguntarse quéle pasaba entonces a un universo que es-taba lleno de galaxias: cuál era su desti-no y evolución, y si tenía un origen.Almismo tiempo, el mundo científico vi-vía la culminación de dos revolucionesen Física: la relatividad de Einstein y lamecánica cuántica. Como veremos másadelante, estas dos desempeñaron unpapel crucial para entender los datosastronómicos que conducirían al des-cubrimiento del universo en expan-sión. Pero, antes de entrar en ello, esimportante hablar de un físico belgaque sentó las bases teóricas para descri-bir matemáticamente el universo (re-cordando a Galileo Galilei, quien inicióla física como ciencia al declarar que«la naturaleza está escrita en lenguamatemática»).

El físico belga y religioso jesuita,monseñor Georges Lemaître, nació enCharleroi (Bélgica) en 1894 y recibióuna educación religiosa en los jesuitas.Antes de ser ordenado sacerdote, luchóen la Primera Guerra Mundial en elejército belga y después regresó a susestudios científicos. Estudió Física y seinteresó por la Astronomía. Para com-pletar su tesis doctoral viajó a la Uni-versidad de Cambridge, donde estudiócon el astrónomo más famoso de sutiempo,Arthur Eddington, y luego es-tuvo un año en el observatorio de laUniversidad de Harvard trabajandopara su tesis doctoral con otro famosoastrónomo, Harlow Shapley. Lemaître,

mientras visitaba la Universidad deHarvard en Boston, decidió inscribirseen el MIT para obtener el grado dedoctor en Física.Antes de acabar su te-sis doctoral regresó a Bélgica, dondeobtuvo un puesto como profesor atiempo parcial en la Universidad Librede Lovaina. Es en este período cuandorealizó uno de sus dos trabajos funda-mentales en Cosmología. En este mo-mento de su vida, Lemaître tenía unempleo que hoy llamaríamos precario,con ninguna estabilidad y un salariopaupérrimo.Aun así, éste fue el perío-do más productivo de su vida desde elpunto de vista científico. Esto no debe-ría esgrimirse como excusa para tenera nuestros investigadores en situacionesde precariedad: la excepción justifica la

regla. Lemaître obtuvo una plaza per-manente en la Universidad de Lovainamuy poco después.

Lemaître encontró una solución alas ecuaciones de Einstein, las que de-terminan cómo se relaciona la grave-dad con la materia, en la que el uni-verso se expandía: era un universo di-námico. Esto causó una gran sorpresa,ya que un universo dinámico es algoque, cuando miramos al cielo, no pare-ce muy adecuado para describir las ob-servaciones: el ojo humano percibe eluniverso como bastante estático. Enesos tiempos, como ahora, cualquierjoven científico que presentaba unateoría revolucionaria y nueva necesita-ba de la aprobación de la comunidadcientífica. En aquel momento, Einsteinera una especie de estrella mundial, lomás parecido a una estrella mediáticadel pop hoy en día. La respuesta deEinstein no pudo ser más negativa: «Eluniverso de Lemaître, aunque matemá-ticamente correcto, es abominable des-de el punto de vista estético». Uno se

pregunta qué papel debe desempeñaren la ciencia la estética; de hecho, nodebería desempeñar ningún papel. Elpropio Einstein afirmó: «Si quieres des-cribir la verdad, deja la elegancia para elsastre». De esto no se acordó cuandocriticó a Lemaître: en casa del herrero,cuchara de palo. Desgraciadamente,también los científicos son seres huma-nos y muchas veces la intuición, el an-sia de protagonismo o el creerse infali-bles acaban afectando a sus accionescientíficas. Afortunadamente, la Físi-ca y la Cosmología en particular sonciencias empíricas y, por tanto, la com-probación experimental es lo quecuenta.Antes de hablar más en detalledel universo en expansión y de sucomprobación experimental, veamos la

segunda teoría del universo que Le-maître dio al mundo.

Después de haber conseguido sudoctorado por el MIT, de volver a Lo-vaina y ser promocionado para ocuparuna plaza de profesor permanente en lafacultad, Lemaître asistió a un congresoorganizado por Arthur Eddington en elque expuso una teoría del origen deluniverso, en el que se habría producidouna explosión primigenia: es lo quehoy en día llamamos el «Big Bang». Denuevo se encontró con un escepticismoenorme por parte de la comunidadcientífica, pero, años después, Einsteinreconocería que Lemaître tenía razón:los datos en su favor eran abrumadores.Lemaître era un visionario y en el restode su tiempo como profesor en la Uni-versidad de Lovaina fue un pionero deluso de técnicas computacionales paradescribir el universo. Si pensamos queestamos hablando de los años cuarenta-cincuenta del siglo pasado, cuando losordenadores estaban empezando a na-cer, nos damos cuenta de la gran capa-

cidad de anticipar las nuevas técnicas deinvestigación en Física que tenía Le-maître, o monseñor Lemaître, como eraconocido por entonces, ya que no olvi-demos que siempre ejerció como reli-gioso. Pero, ¿cómo descubrieron los as-trónomos que el universo se expandía?

Hasta este momento sólo hemoshablado del trabajo que los astrónomoshicieron mirando las «fotos» del cielo,pero éste contiene más información:los espectros de objetos celestes. Si des-componemos la luz de una estrella conun prisma, ésta se descompone en co-lores: es lo que llamamos su espectro.Cada color tiene una especie de hue-llas dactilares que se corresponden conla composición química del gas de queestán compuestas las estrellas o las gala-xias. Como estas líneas pueden obser-varse también en la Tierra, es posibleidentificar de qué está compuesta la es-trella. Pero no sólo eso: la gran ventajaes que los astrónomos también puedenidentificar lo lejos que está una galaxiavaliéndose del efecto llamado «Dop-pler», al medirse su espectro. Cuandouna galaxia se aleja de nosotros, su luzse hace más roja, y viceversa: cuantomás se acerca a nosotros, se hace másazul. Es el mismo fenómeno que ob-servamos en el sonido de la sirena deuna ambulancia: cuando se acerca anosotros el sonido es más agudo y,cuando se aleja, el sonido es más grave.

Vesto Slipher fue un astrónomo es-tadounidense que pasó toda su carreraen el observatorio astronómico de Lo-well, en Flagstaff (Arizona). Él fue elprimero que descubrió en 1912 que lasgalaxias, utilizando medidas de sus es-pectros, mostraban desplazamientos desu luz al rojo. Esto era un claro indica-tivo de que se alejaban de nosotros.Fue Slipher y no Edwin Hubble quienhizo este descubrimiento, a pesar de loque se piensa popularmente. Debemosrecordar que Hubble conocía bien losmedios de prensa y consiguió manipu-lar la opinión pública. Fue también Ves-to Slipher quien entendió perfecta-mente en 1917 lo que significaban susmedidas y la implicación de un univer-so en expansión. A pesar de que susmedidas eran muy anteriores a las teo-rías de Lemaître, tuvieron que pasarmuchos años hasta que datos muchomejores consiguieron cimentar el mo-delo de Lemaître.

Sí fue Hubble, sin embargo, quienconsiguió recoger datos suficientescomo para resumir los descubrimientosde Slipher en una sencilla ecuación: lavelocidad de recesión es igual a la cons-tante de Hubble multiplicada por la

COSMOLOGÍA

Figura 1. La «tarta» cósmica: visualización de la composición del universo.Imagen de WMAP Team

PI3-10 p03-06 16/9/10 14:00 Página 4

revista de libros número 166 octubre 10 5

distancia. La velocidad de recesión semide muy fácilmente, y hasta llegar alos confines del universo visible con unespectro, permite medir la distancia, queno podría medirse de ninguna otra ma-nera: esta es la famosa ley de Hubble.

Los primeros cincuenta años del si-glo pasado estuvieron dominados pordescubrimientos astronómicos llevadosa cabo por americanos y hallazgos teó-ricos realizados por europeos. Los si-guientes cincuenta años verían una re-volución teórica en Cosmología sinprecedentes, protagonizada casi exclu-sivamente por cosmólogos de la extin-ta Unión Soviética.Veamos cómo su-cedió esto, pero antes entendamos porqué nuestra descripción del universoera incompleta y qué hacía falta paraentenderlo mejor.

En 1965, dos ingenieros de los BellLabs en Nueva Jersey descubrieron ac-cidentalmente la radiación del fondocósmico de microondas (CMB): unaradiación uniforme en el cielo, remi-niscencia del Big Bang. La bola de fue-go primigenia que había predicho Le-maître, más tarde, a finales de los añoscuarenta, permitió al físico ruso Geor-ge Gamow predecir el modo en que seforman los elementos primordiales: elhidrógeno y el helio, principalmente.Apartir de estos elementos, la alquimiaque se desarrolla en los corazones delas estrellas a lo largo de la vida del uni-verso crea todos los demás elementosquímicos.Ahora hemos observado estaradiación cósmica con mucho más de-talle. Sabemos que fue emitida trescien-tos ochenta mil años después del BigBang y, aunque es muy uniforme, tienepequeñas irregularidades, de una parteen cien mil. Estas pequeñas variacionesde temperatura corresponden a peque-ñas variaciones de densidad: son las se-millas de las galaxias que vemos hoy.Además, estas irregularidades nos pro-porcionan información muy importan-te sobre el contenido del universo.¿Cómo es esto posible? Si el universoha estado expandiéndose durante ca-torce mil millones de años, en el prin-cipio el universo estaba hecho de ungas de hidrógeno y el helio, denso ymuy caliente, y, por tanto, emitía radia-ción. Es la radiación que vemos cuan-do miramos el CMB. Es muy unifor-me, pero con pequeñas «arrugas» dedensidad y temperatura.

Estas «arrugas» y cómo utilizarlaspara medir los parámetros del universoen que vivimos fueron predichas, en1970, por los físicos soviéticos RashidSunyaev, hoy en día director del Insti-tuto Max Planck de Astrofísica en Mú-

nich, y Yakov Zeldovich, ya fallecido.Sus predicciones conocerían una con-firmación experimental espectacular acomienzos del siglo XXI.

Arrugas en un gas son como ondassonoras. Podemos ver estas pequeñasfluctuaciones como una sinfonía cós-mica, narrando el origen de las gala-xias. Los cosmólogos intentan «escu-

char» esta música y entender a partir deella cómo está hecho el instrumento(el universo). Para entender cómo sehace necesitamos tres claves más: 1)Cuando el universo tenía 380.000años, nada podía haberse desplazado amás de 380.000 años luz, y tampoco lamúsica de la sinfonía cósmica. Esto sig-nifica que hay una escala fundamentaly que le corresponde un armónicofundamental y otros secundarios. Es

como soplar en un tubo: sólo puedeproducirse una nota (fijada por la lon-gitud del tubo) y sus armónicos; 2) Siesta escala puede verse en el fondo cós-mico de microondas, como una cintade medir cósmica, puede medirse úni-camente como un ángulo, como el pa-ralaje astronómico; 3) Esto en parte yalo sabían los pintores del Renacimien-to cuando descubrieron la perspectiva.

Si sabes cuánto mide una regla y la vesa distintas distancias, puedes medir ladistancia midiendo el ángulo que sub-tiende la regla. En consecuencia, pode-mos medir la distancia al CMB mi-diendo el ángulo de esta escala funda-mental. Afortunadamente, podemosmedir todavía más. Pero, para entenderesto, tenemos que dar un paso atrás.

Albert Einstein nos enseñó que lamasa deforma el espacio-tiempo,como cuando una persona corpulenta(la masa) se sienta sobre un colchón: lasuperficie del colchón (el espacio-tiempo, si imaginamos que el espaciotiene sólo dos dimensiones, como lasuperficie del colchón) se deforma.Isaac Newton nos enseñó que era lamasa la que generaba la gravedad, peroclaramente esto puede entenderse en

el lenguaje de Einstein y, para noso-tros, en el ejemplo del colchón: si ha-bía una bolita sobre el colchón, cuan-do se sienta la persona corpulenta labolita «cae» sobre él. Einstein tambiénnos dijo que E = mc2. Masa y energíason la misma cosa, por lo que, en len-guaje sencillo, cualquier cosa (masa oenergía) es como la persona corpulen-ta que aplasta el colchón: deforma el

espacio-tiempo y, por tanto, deformasu geometría.

Einstein demostró que, globalmen-te, existen únicamente tres opcionespara la geometría del espacio-tiempo:a) Universo plano, cuyo equivalente endos dimensiones sería una superficieplana; b) Universo cerrado, equivalentea la superficie de una bola; c) Universoabierto, como la superficie de una sillade montar a caballo.Y es el contenidototal (masa y energía) del universo loque determina su geometría. Un uni-verso plano es al que todos estamosacostumbrados todos los días: la super-ficie de una mesa. Esta similitud es sólouna aproximación, ya que el universoreal tiene cuatro dimensiones, tres espa-ciales y una temporal, y una mesa sólodos dimensiones. Pero como no es fá-cil visualizar cuatro dimensiones, resul-ta útil pensar en el ejemplo de la mesay, después, la esfera, para entender geo-metrías distintas. En el caso de la mesapodemos imaginar que las tres dimen-siones espaciales corresponden a unlado de ésta, mientras que el tiempo esel otro lado. En la mesa, la distanciamás corta entre dos puntos es una línearecta. Un universo curvo, tanto abiertocomo cerrado, es aquel en que la línearecta no es necesariamente la distanciamás corta entre dos puntos.Tambiénestamos habituados a una superficiecurva cada vez que viajamos en unvuelo transatlántico: el avión, en vez deir hacia el oeste desde Europa, se diri-ge primero hacia el norte. La razón esque la distancia más corta es una líneacurva cuando el espacio es una esfera,como la superficie de la Tierra.Valién-donos precisamente de este hecho–que la distancia entre dos puntos y,por tanto, los ángulos, depende de lageometría del espacio–, podemos me-dir la geometría del universo entrenosotros y el CMB (que es todo eluniverso visible) midiendo el ángulo deesta escala fundamental.

El resultado que los cosmólogosdescubrimos hace diez años es que eluniverso es plano: esto significa el aliviode muchos estudiantes de cosmologíaya que, en este caso, las ecuaciones sonmucho menos complicadas que en losotros dos. Es decir, cuando los cosmó-logos midieron la distancia más cortaentre dos puntos, descubrieron que setrataba de una línea recta, es decir, unplano.No sólo eso: también fue una va-lidación experimental de la teoría lla-mada de la inflación, que intenta descri-bir cómo se formó el universo.

La teoría de la inflación no sóloexplica por qué el universo es plano y

COSMOLOGÍA

Figura 2. Simulación de la distribución cosmológica de materia oscura.Imagen tomada de Volker Springel et al., Millenium simulation (2005).

Las galaxias serían los puntitos más claros

Figura 3. La bola de fuego primigenia, el fondo cósmico de microondas (CMB) visto porla sonda WMAP. Las diferentes gamas de grises indican pequeñas variaciones de temperatura

y son las semillas de las galaxias. Imagen de WMAP Team

PI3-10 p03-06 16/9/10 14:00 Página 5

6 octubre 10 número 166 revista de libros

por qué tiene el tamaño que tiene, sinotambién cuál es el origen de las gala-xias, es decir, nosotros: las pequeñas se-millas que mencionamos antes. Denuevo se estaba ante un descubrimientoteórico liderado por físicos soviéticosdetrás del telón de acero.A finales de losaños setenta y principios de los ochentadel pasado siglo,Alexei Starobinsky,An-drei Linde,Viatcheslav Mukhanov y elnorteamericano Alan Guth desarrolla-ron la teoría del universo inflacionario,que hoy en día ha pasado todas laspruebas observacionales.

Las observaciones indican que eluniverso tiene geometría plana, pero,¿de qué está hecho el universo? ¿Cuáles su contenido en materia? Si conta-mos todas las estrellas en el cielo, vemosque éstas constituyen solamente un 1%de la cantidad de materia que se requie-re para que el universo sea plano, de ahíque la mayoría de la materia tenga queser de un tipo que no sea visible, estoes, materia oscura.A mediados del si-glo XX, los astrónomos Vera Rubin yFred Zwicky descubrieron que paraque las estrellas en las galaxias se man-tuviesen juntas, sin esparcirse por eluniverso como balas perdidas, hacía fal-ta más materia, una especie de pega-mento, ya que, de lo contrario, las estre-llas saldrían despedidas de la galaxia porla misma fuerza centrípeta debido a larotación de la galaxia. Es fácil entendereste descubrimiento. Piense el lector enuna honda con una piedra que quierelanzarse. Para ello se gira el brazo a unavelocidad alta hasta que suelta un trozode la cuerda que sujeta la honda y, enese momento, la piedra sale despedida.Con las galaxias sucede lo mismo.Como vemos que las estrellas giran auna velocidad muy alta, algo tiene quemantenerlas sujetas: ¡la materia oscura!Materia que no vemos y que solamentetiene un efecto gravitacional.

Sin embargo, las medidas iniciadaspor los astrónomos Vera Rubin y FredZwicky, además de muchas otras obser-vaciones, nos indican que no hay bas-tante materia para hacer el universoplano.Alguien tiene que estar equivo-cado. Hay, además, un problema moles-to con la edad del universo, ya que lasmedidas de la constante de Hubble (ve-locidad de expansión del universo) y lasmedidas del contenido de materia indi-can que el universo tendría que ser másjoven que algunas de las cosas que con-tiene. Esto es claramente un misterio.

El gran descubrimiento de finalesdel siglo XX es que casi el 80% deluniverso, lo que faltaba para explicar lageometría, no es ni siquiera materia.

Sabemos que este nuevo componenteestá distribuido uniformemente y no«cae» en galaxias o cúmulos de gala-xias. Sabemos que afecta al universosolamente en escalas muy grandes,comparables con el tamaño del propiouniverso.También sabemos que tienedensidad constante (por ello se llamaconstante cosmológica), o casi, por loque no se diluye con la expansión (sies energía asociada con el vacío estotiene sentido, puesto que el vacío esvacío y no se diluye). Es invisible: susefectos se ven únicamente en la ex-pansión y geometría del universo ypor ello es merecedora del nombre deenergía oscura.

Hoy en día las medidas del CMB,de las galaxias, de los cúmulos y de lassupernovas están todas de acuerdo,como se ha demostrado espectacular-mente, por ejemplo, en 2003 con el sa-télite WMAP. Indican que el pastel cós-mico está dividido como en la figura 1:4% química, 23% materia oscura y73% energía oscura. Esto, sin embargo,nos deja en la siguiente situación: no-sotros y toda la química somos unaparte muy pequeña de todo el univer-so. Por lo menos para la materia oscurahay teorías fundamentales de los físicosque predicen su existencia y sus pro-piedades. Seguramente veremos avan-ces importantes que llegarán muypronto, sobre todo ahora que ya estáfuncionando el acelerador de física departículas (LHC) en Ginebra.

El problema de más envergadura esque los físicos teóricos que estudian elvacío nos dicen que la constante cos-mológica debería ser de 120 órdenesde magnitud (¡un uno con 120 cerosdetrás!) más grande de lo que observa-mos. En otras palabras, no tenemosninguna idea de lo que es: hay teorías yespeculaciones, pero nada más. Clara-mente tenemos ante nosotros un pro-blema muy complicado. ¡Qué apasio-nante! Las nuevas generaciones de jó-venes que ahora empiezan a estudiarFísica tienen ante sí un gran reto, casiigual al que existía hace cien añoscuando no sabíamos casi nada acercadel universo.

Científicos de distintas áreas estánempezando a trabajar juntos (teóricos,experimentales, físicos, astrónomos, etc.).Tenemos que estar seguros de que loque llamamos energía oscura es el mis-mo bicho (muestra las mismas propieda-des) cuando lo observamos de distintasmaneras.De ahí que esté produciéndoseun enorme esfuerzo observacional detoda la comunidad astrofísica, astronó-mica y cosmológica para hacer obser-

vaciones que puedan aclarar la natura-leza de la energía oscura.

Si hubiésemos escrito este artícu-lo hace cien años contendría solamen-te una línea: no sabemos nada acercadel universo, ni siquiera sabemos si hayun universo. De hecho, sería aún peor,porque ni siquiera sabíamos entoncespor qué brillan las estrellas. El avanceen nuestro entendimiento del cosmos encien años ha sido espectacular, verti-ginoso.Ahora sabemos por qué brillanlas estrellas, cómo se formó el universo,cómo evolucionó y cómo se formaronlas galaxias. Sabemos que el material deque estamos hechos se formó en el BigBang y luego fue reprocesado para for-mar materiales como oxígeno, carbo-no, etc., en las estrellas. Hoy sabemostantas cosas que un estudiante de Cos-mología necesita años para formarse yser un profesional.

La predicción teórica más curiosa,según los conocimientos más modernossobre el universo, es que en el futuro, endos o tres veces la edad del universo ac-tual, la energía oscura habrá hecho queno podamos ver nada más que nuestragalaxia, la Vía Láctea. Esto se debe a laexpansión tan rápida del universo, queprovocará que la luz no pueda viajarmás allá de nuestra galaxia. Será enton-ces cuando la astronomía extragalácticaobservacional haya muerto. Aunquepara entonces seguro que no habrá razahumana para hacer observaciones.

Los libros de Nussbaumer y Bieri,por un lado, y Bartusiak, por otro,cuentan de una manera profesional,pero a la vez amena, el gran esfuerzoque supuso descubrir que vivimos enun universo que se expande. Son librosque describen, además, el tremendo es-fuerzo de muchos astrónomos, físicos ycosmólogos para descubrirlo, y cómomuchas de las teorías revolucionariasnecesitaron años para ser confirmadas.Pero quizá lo más apasionante sea laobservación de que el cosmos no parade darnos sorpresas. La energía oscu-ra indica que hay nueva física más alláde la teoría de la relatividad general deEinstein y el modelo estándar de físicade partículas. Cualquier resultado im-pacta no solamente en la Cosmología,sino también en nuestro conocimientode la estructura fundamental del espa-cio-tiempo. Estamos viviendo la épocadorada de la Cosmología y el actual esun gran momento para ser un cosmó-logo, ya que si esperamos otros veintemillardos de años, el universo se habrádisuelto en la nada debido a la energíaoscura y no habrá ya observadores in-teligentes. �

COSMOLOGÍA

PI3-10 p03-06 16/9/10 14:00 Página 6